Evolucion estelar - Departamento de Astronomía

UNIVERSIDAD DE CHILE
Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas
Departamento de Astronomía
Curso EH2802
Prof. José Maza Sancho
5 Diciembre 2013
2.15. Evolución Estelar: Supernovas, Pulsares y Hoyos Negros.
2.15.1. Introducción:
Una estrella gasta la mayor parte de su “vida” transmutando Hidrógeno en Helio.
Dicha reacción ocurre a una temperatura superior a 5 e inferior a 25 millones de grados
Kelvin. Dado que la cantidad de energía generada por unidad de masa depende de una
fuerte potencia de la temperatura (entre 6 y 18) y el exponente se hace mayor con la
temperatura, una estrella puede generar cantidades enormes de energía sin superar
nunca en su núcleo los 20 a 25 millones de grados.
Cuando la estrella agota el Hidrógeno en su núcleo el hidrógeno sigue
transmutándose en Helio en una cáscara alrededor del núcleo, que contiene Helio puro.
La generación de energía empieza a ser insuficiente y la estrella contrae su zona
nuclear para elevar la temperatura en la cáscara que quema Hidrógeno. La estrella
sobre-reacciona generando demasiada energía, que hace que sus cáscaras
intermedias aumenten su temperatura y por ende se expandan; al expandirse, su
fotósfera se enfría. La estrella se transforma lentamente en una estrella gigante roja.
La estrella tiene un núcleo más denso y más caliente que una estrella normal y sin
embargo su diámetro exterior ha aumentado en un factor 100 y por ende su densidad
global disminuye en un factor un millón [la densidad del Sol es de 1,4 gr/cm3 y cuando
llegue a gigante roja su densidad será de 1,4×10-6 gr/cm3, equivalente a 1,4 gr/m3 que
es mil veces menor que la densidad del aire. El Sol “casi” flotaría en el agua y una
gigante roja sin duda flotaría en la atmósfera con una densidad media mil veces más
baja que la del aire que respiramos].
Al alcanzar la estrella una temperatura de 200 millones de grados Kelvin en su
núcleo, se inician las reacciones nucleares que transmutan Helio en Carbono. Este
proceso se llama la cadena triple-alfa pues se necesitan que 3 partículas alfa (núcleo
de Helio-4) choquen en forma cuasi-simultánea para que 3 átomos de Helio produzcan
un átomo de Carbono. Una estrella como el Sol vivirá 10 mil millones de años
transmutando Hidrógeno en Helio. Cuando encienda el Helio vivirá mil millones de años
quemando Helio en Carbono en su núcleo (apenas un 10% del tiempo que le tomó
quemar el Hidrógeno). Mientras esto ocurre el Hidrógeno continúa quemándose en una
cáscara alrededor del núcleo. En la práctica la estrella tiene, después de su fase de
gigante roja, dos fuentes de energía nuclear. Sin embargo la que tiene lugar en su
núcleo es la más importante.
Finalmente la estrella agota el Helio en el núcleo y continúa quemando Helio en
una cáscara. La estructura de la estrella se asemeja a una cebolla. A un núcleo inerte
1
de Carbono lo rodea una capa de Helio que se transmuta en Carbono. Más afuera una
capa de Helio inerte; más afuera una capa que quema Hidrógeno en Helio; todo esto
rodeado por el resto de la estrella cuya composición química es primariamente
Hidrógeno (75%) y Helio (25%).
La estrella, con dos cáscaras en su interior, quemando Hidrógeno y Helio,
contrae su núcleo, expande sus cáscaras exteriores y sube la rama asintótica hasta
empezar a quemar el Carbono al alcanzar el extremo de la rama asintótica. Transmuta
Carbono en Oxígeno (C12 a O16 por captura de una partícula alfa). Para que esto
ocurra es necesario que la estrella posea inicialmente una masa superior a las 8 masas
solares. Las estrellas de menor masa como ya hemos visto no logran encender el
Carbono y se transforman en enanas blancas pasando por una fase de nebulosa
planetaria.
En la evolución de una estrella masiva, al encender el Carbono la estrella se
mueve hacia la izquierda en el diagrama H-R, disminuyendo su radio y aumentando su
temperatura superficial. Posteriormente se produce en el interior de la estrella Neón 20,
Magnesio 24, Silicio 28, Azufre 32, Cloro 36, Calcio 40, hasta llegar al Hierro 56. Cada
vez que la estrella agota un elemento se mueve hacia la derecha en el diagrama H-R y
al encender el nuevo se mueve a la izquierda. Sin embargo las cosas transcurren muy
rápidamente para la estrella entre la ignición del Carbono hasta la generación de un
núcleo de Hierro.
El Hierro 56 es el átomo que tiene la energía mínima por unidad de masa.
Cuando la estrella contrae el núcleo compuesto por Hierro 56 la reacción que se
produce es endotérmica (todas las anteriores eran exotérmicas): el átomo de Hierro se
quiebra en 13 átomos de Helio más 4 neutrones y absorbe energía del corazón de la
estrella. El proceso es catastrófico y la estrella se queda sin presión que la soporte. Se
produce una implosión que termina en una gigantesca explosión que rompe totalmente
las capas externas y medianas de la estrella. Este proceso se conoce como una
supernova. La estrella aumenta su luminosidad en cientos de millones de veces,
permaneciendo así por unos a dos meses. Posteriormente la estrella, o la mayor parte
de ella, se disipa en el espacio, arrastrando consigo buena parte de los elementos
químicos que se formaron “a fuego lento” en el interior de la estrella y también a
aquellos que se forman durante la explosión. Todos los elementos químicos más
pesados que el Fe-56 se forman mediante bombardeo de neutrones rápidos producidos
“a fuego rápido” en la explosión de la estrella.
Existe otro tipo de supernovas conocido como supernovas de tipo Ia. Esta
supernovas son enanas blancas binarias que su compañera les transfiere masa y las
lleva más allá del límite de estabilidad de Chandrasekhar de 1,4 masas solares. La
enana blanca, principalmente de Carbono con algo de Oxígeno “quema” en forma
explosiva todo su combustible nuclear dando origen a una supernova con una variación
en su luminosidad muy características (curva de luz) que es muy fácil de identificar. Las
supernovas de tipo Ia tienen una magnitud en el máximo muy semejante y por ello
pueden ser utilizadas como indicadores de distancia. Su uso permitió en 1998 la
determinación de la aceleración del Universo. Esto lo discutiremos más adelante.
2
2.15.2 Pulsares:
En 1967 la joven estudiante nacida en Irlanda del Norte Jocelyn Bell (1943 - )
trabajaba en la Universidad de Cambridge bajo la tutela del profesor Anthony Hewish
(1924- ), estudiando posibles cintilaciones de radio fuentes debidas al medio
interplanetario. Para ello habían desarrollado un receptor de ondas de radio que tenía
una gran resolución temporal. Para la sorpresa de Jocelyn Bell los datos mostraron que
una radio fuente variaba de forma dramática y perfectamente periódica, cada 1,34
segundos; esto ocurrió el 6 de Agosto de 1967. Otro objeto semejante fue encontrado
en Diciembre y dos en el mes de enero de 1968. Las exóticas radio fuente fueron
llamadas PULSARES, pues su característica más sobresaliente es su pulso
extremadamente regular. Primero se sugirió que podía tratarse de estrellas enanas
blancas en rápida rotación, pero era muy difícil aceptar la idea que una estrella de
10.000 kilómetros de radio pudiese girar en un segundo. El astrofísico austríaco,
educado en Inglaterra, Thomas Gold (1920 – 2004) en la Universidad de Cornell de los
Estados Unidos y el astrónomo italiano nacido en Florencia Franco Pacini (1939-2012)
propusieron que se trataba de una estrella de neutrones, altamente magnetizada, de
unos 10 a 20 kilómetros de radio, que rotaba en un período inferior a un segundo y que
emite radiación sincrotrón, en un angosto haz, que gira con la estrella. El modelo es
semejante a esas luces rotatorias de los vehículos de emergencia, que para un
observador estacionario parecen prenderse y apagarse. La Academia de Ciencias
Sueca otorgó el premio Nobel de Física 1974 a Anthony Hewish y Martin Ryle, por el
descubrimiento de los pulsares (no se lo dieron a Jocelyn Bell).
Intensidad de la radiación emitida por un Pulsar.
3
Imágenes ópticas del pulsar de la nebulosa del Cangrejo.
Las estrellas de neutrones habían sido predichas por el astrónomo suizo Fritz
Zwicky (1898-1974) y por su colaborador alemán Walter Baade (1893-1960),
trabajando ambos en Pasadena, California en 1934, tan sólo dos años después que
James Chadwick descubriera el neutrón. Zwicky y Baade especularon con la existencia
de posibles estrellas compuestas por neutrones, que podrían ser mucho más densas (y
pequeñas) que las enanas blancas. El gran físico ruso Lev Landau (1908 – 1968) y el
físico norteamericano Robert Oppenheimer (1904 -1967) hacia fines de los años
treinta trabajaron en modelos de estrellas de neutrones, como un caso extremo de un
gas degenerado. Un gas de neutrones también se encuentra afecto al principio de
exclusión de Pauli y por ende al igual que las enanas blancas, que están sujetas por la
presión de un gas de electrones degenerados, los pulsares son estrellas de neutrones
degenerados, donde la extrema densidad proporciona la presión para soportar la
estrella.
Lev Landau
Robert Oppenheimer
4
Una estrella de neutrones tiene típicamente una masa solar y un radio de 10
kilómetros. Por ende si su radio es casi 100.000 veces menor que el Sol su densidad
resulta ~1015 gr/cm3. Dicha densidad es igual a las densidades nucleares de los
átomos; corresponde a densidades que se obtienen cuando protones y neutrones están
en contactos unos con otros. En el caso de una estrella de neutrones son neutrones
que están “lo más cerca posible”.
5
6
Jocelyn Bell, descubridora de los PULSARES.
7
2.15.3. Los Hoyos Negros:
Un gas de neutrones degenerados puede proporcionar la presión para mantener
en equilibrio a una estrella siempre que la masa de la estrella no supere las dos masas
solares. Para estrellas más masivas que tres masas solares no es posible con la
presión de un gas de neutrones degenerados equilibrar la estrella; el destino final será
que la estrella será “vencida” por su propia gravedad llegando a tener un tamaño tan
pequeño que la velocidad de escape de su superficie igualará a la velocidad de la luz.
El primero en especular con la idea de un hoyo negro fue astrónomo francés
Pierre Simon Laplace (1749–1827), en 1796. Utilizando la idea del modelo corpuscular
de la luz, introducido por Newton, Laplace describe posibles objetos que sean tan
compactos que su velocidad de escape iguale a la de la luz. De ellos ni la luz podría
escapar y aventuró que el universo podría tener esos objetos en gran cantidad y no
serían percibidos.
El gran astrofísico alemán Karl Schwarzschild (1873–1916), en 1915, había
demostrado utilizando la relatividad general que una masa podía curvar el espaciotiempo a tal punto que se cerraría sobre si mismo. Para una masa M a un cierto radio,
conocido como radio de Schwarzschild, la velocidad de escape igualaría a la velocidad
de la luz. Corresponde a 2GM/c2. Para una masa como la del Sol (2×1033 gramos el
radio de Schwarzschild resulta ser 2,7 kilómetros). El radio de Schwarzschild es
directamente proporcional a la masa. La esfera de radio igual al radio de Schwarzschild
se conoce como el horizonte de eventos. En torno a la masa sólo podremos ver hasta
el radio del horizonte de eventos. Para una masa M en masas solares, el radio del
horizonte de eventos es 2,7xM en kilómetros. [Si la Tierra fuese comprimida hasta llegar
a un hoyo negro, su radio resultaría de 8 milímetros]. Como el radio de un hoyo negro
es directamente proporcional a su masa, la densidad de un hoyo negro es menor
mientras más grande es la masa (la densidad de un hoyo negro va con el inverso del
cuadrado de la masa). El trabajo de Schwarzschild fue publicado en 1917.
La idea de un hoyo negro se reafirmó teóricamente por los trabajos de
Oppenheimer y Snyder en 1939, quienes demostraron que una estrella fría masiva
colapsaría indefinidamente.
Con el descubrimiento de los pulsares en 1967 se reinició una búsqueda de
posibles hoyos negros en el Universo. Los rusos Yakov Zel´dovich (1914 – 1987) y O.
Kh. Guseynov habían propuesto a comienzos de los años sesenta que se podría
descubrir un hoyo negro mirando estrellas binarias con una sola componente (binarias
donde sólo se ven las líneas espectrales de una estrellas pero cuya velocidad radial
variable la acusa de tener una compañera. Se hizo un esfuerzo por buscar casos de
binarias con una sola componente pero no se encontró ninguna candidata interesante.
La historia cambió radicalmente el sábado 12 de diciembre de 1970. Ese día se
lanzó al espacio desde Kenia, el satélite de rayos-X que fue bautizado UHURU (que
significa libertad en Swahili). Dos telescopios de rayos-X a bordo del satélite barrían el
cielo buscando fuente de rayos-X. En 1974 se había analizado y catalogado 161
8
fuentes de rayos-X. Por lo menos 8 de las 161 fuentes correspondían a estrellas
binarias.
9
De las ocho binarias descubiertas, en cuatro de ellas se detectaron pulsos de
rayos-X, tal como un pulsar pulsa en radio. Estos pulsares de rayos-X resultaron ser
SMC X-1 (con un período de 0,716 segundos), Vela X-1 (con un período de 282,9
segundos), Centauro X-3 (con un período de 4,842 segundos) y Hércules X-1 (con un
período de 1,238 segundos).
¿Cuál es el origen de los rayos-X en las binarias? Una estrella muy densa, ya
sea una estrella de neutrones o un hoyo negro, al recibir masa proveniente de su
compañera, genera un disco de acreción en su ecuador que va lentamente perdiendo
momento angular y cayendo hacia la estrella. Tanto en el disco como en el material que
cae se producen temperaturas muy altas (millones de grados) que hace que el material
emita en rayos-X. La emisión en rayos-X por lo tanto no es ni de la compañera normal
ni de la estrella densa, es de un disco (tipo el disco de Saturno) en torno de la estrella
pequeña.
10
La única manera de saber si una binaria de rayos-X tiene o no un hoyo negro es
calcular la masa del sistema y estimar la masa de la estrella visible. Eso produce una
estimación para la masa de la estrella colapsada. Si esa estimación es de más de 3
masas solares se tiene un caso para un hoyo negro. De las 8 binarias de UHURU la
fuente llamada 3U 1956+35 Cygnus X-1 se identificó con la estrella HDE 226868,
estrella de magnitud 9. La estrella visible es una estrella azul masiva, de unas veinte
masas solares. El sistema, al ser estudiado por los desplazamientos de las líneas
espectrales de ella resulta ser de unas veintiocho masas solares. Con ello la compañera
invisible de HDR226868 tiene unas 8 masas solares, mucho más que lo que puede
tener una estrella de neutrones. Cygnus X-1 es el mejor ejemplo de una estrella masiva
que evolucionó hacia un hoyo negro.
En el año 2002 la Academia Sueca otorgó el Premio Nobel de Física al
astrónomo Riccardo Giaconni (1931 - ) por su participación en el descubrimiento de
las estrellas binarias de rayos-X y por haber desarrollado el área de la astronomía de
rayos-X. Giaconni se desempeñó como primer director del Instituto del Telescopio
Espacial y posteriormente fue Director General del Observatorio Europeo Austral al
momento de construir el observatorio de Cerro Paranal, al sur de Antofagasta, donde se
instaló el telescopio VLT (cuatro telescopios de 8,2 metros de diámetro cada uno).
Giaconni fue uno de los constructores del satélite UHURU con el cual se descubrió
entre otras Cygnus X-1.
En conclusión: las estrellas masivas, al final de su evolución terminan como
estrellas de neutrones o como hoyos negros. La teoría lo sugería así pero a partir del
UHURU Cygnus X-1 es un ejemplo de un hoyo negro de masa estelar. También han
sido obtenidos recientemente datos que permiten confirmar la existencia de hoyos
negros súper masivos en el centro de las galaxias; hoyos negros de masas entre un
millón y mil millones de masas solares. Esos hoyos negros serían los artífices de la
emisión de los cuasares. Hablaremos de ellos más adelante.
11
Referencias:
William Kaufmann “The Cosmic Frontier of General Relativity”, Little, Brown, and Co.,
Boston, 1977.
Harry Shipman “Black Holes, Quasars, and the Universe” Houghton Mifflin Co. Boston,
1976.
Jay M. Pasachoff y Alex Filippenko “The Cosmos” Thomson Brooks/Cole, Belmont,
2007
12